Червоний зсув

Червоний зсув
Розмірність	${\displaystyle 1}$
Формула	${\displaystyle z={\frac {\Delta \lambda }{\lambda _{0}}}}$
Позначення у формулі	${\displaystyle z}$, ${\displaystyle \Delta \lambda }$ і ${\displaystyle \lambda _{0}}$
Символ величини (LaTeX)	${\displaystyle z}$
Підтримується Вікіпроєктом	Вікіпедія:Проєкт:Математика
Протилежне	синій зсув
Червоний зсув у Вікісховищі

Червоний зсув — зсув спектральних ліній хімічних елементів у червоний (довгохвильовий) бік. Є проявом ефекту Доплера у видимому електромагнітному діапазоні.

Кожен хімічний елемент поглинає або випромінює електромагнітні хвилі на певних визначених частотах і, таким чином, утворює неповторну картину з ліній (спектр), що застосовується в спектральному аналізі. Якщо об'єкт рухається відносно спостерігача, то внаслідок ефекту Доплера, частота хвилі змінюється (збільшується, коли об'єкт наближається, чи зменшується, коли об'єкт віддаляється від спостерігача), а спектральні лінії відповідно зсуваються в синю (короткохвильову) або червону (довгохвильову) частину спектра, зберігаючи, однак, своє відносне розташування. Зсув ліній у червоний бік (зумовлений віддаленням об'єкта) називається «червоним зсувом».

Найчастіше термін «червоний зсув» використовують для позначення двох явищ:

• Гравітаційний червоний зсув
• Космологічний червоний зсув

Історія цієї теми почалася з розвитку в XIX столітті класичної хвильової механіки і дослідження явищ, пов'язаних з ефектом Доплера. Ефект названий на честь Крістіана Доплера, який запропонував перше відоме фізичне пояснення цього явища в 1842 році. Гіпотеза була перевірена і підтверджена для звукових хвиль голландським вченим Христофором Бейсом Баллотом у 1845 році^[1][2].

Вперше червоний зсув описав французький фізик Іпполіт Фізо в 1848 році, який вказав на зсув спектральних ліній, що спостерігається в зорях, як на наслідок ефекту Доплера. Цей ефект іноді називають «ефектом Доплера — Фізо». У 1868 році британський астроном Вільям Гаґґінс першим визначив швидкість віддалення зорі від Землі за допомогою цього методу^[3]. У 1871 році оптичний червоний зсув був підтверджений, коли явище спостерігалося в лініях Фраунгофера з використанням обертання Сонця, близько 0,1 Å в червоному кольорі^[4]. У 1887 році Фогель і Шейнер відкрили річний ефект Доплера — щорічну зміну доплерівського зсуву зір, розташованих поблизу екліптики, через орбітальну швидкість Землі. У 1901 році Аристарх Білопольський перевірив оптичний червоний зсув в лабораторії за допомогою системи обертових дзеркал^[5][6].

Починаючи зі спостережень 1912 року, Весто Слайфер виявив, що більшість спіральних галактик, які тоді вважалися спіральними туманностями, мають значні червоні зміщення. Слайфер вперше повідомив про свої вимірювання в першому томі «Бюлетеня обсерваторії Лоуелла»^[7]. Через три роки він написав огляд у журналі «Популярна астрономія»^[8]. У ньому він стверджує, що

...раннє відкриття того, що велика спіраль Андромеди має цілком виняткову швидкість −300 км/с, показало, що доступні тоді засоби здатні досліджувати не тільки спектри спіралей, а й їхні швидкості^[9].

Слайфер повідомив про швидкості 15 спіральних туманностей, розташованих по всій небесній сфері, і всі вони, окрім трьох, мали спостережувані «позитивні» (тобто рецесійні) швидкості. Згодом Едвін Габбл виявив приблизний зв'язок між червоними зсувами таких «туманностей» і відстанями до них, сформулювавши свій однойменний закон Габбла^[10]. Мілтон Юмасон^[en] працював над цими спостереженнями разом із Габблом^[11]. Ці спостереження підтвердили роботу Олександра Фрідмана 1922 року, в якій він вивів рівняння Фрідмана-Леметра^[12]. Сьогодні вони вважаються вагомим доказом розширення Всесвіту і теорії Великого вибуху^[13].

Спектр світла, що виходить від джерела, можна виміряти. Щоб визначити червоне зміщення, шукають у спектрі такі особливості, як лінії поглинання, лінії випромінювання або інші зміни інтенсивності світла. Якщо ці особливості знайдено, їх можна порівняти з відомими особливостями спектру різних хімічних сполук, виявленими в експериментах, де ця сполука знаходиться на Землі. Дуже поширеним атомним елементом у космосі є водень^[14]. Спектр спочатку безбарвного світла, пропущеного крізь водень, покаже характерний для водню спектр, який має особливості через певні проміжки часу. Якщо у спектрі, отриманому від віддаленого джерела, спостерігається такий самий патерн інтервалів, але зі зміщеними довжинами хвиль, його також можна ідентифікувати як водень. Якщо в обох спектрах спостерігається однакова спектральна лінія, але на різних довжинах хвиль, то червоне зміщення можна обчислити, використовуючи таблицю (Розрахунок червоного зсуву, ${\displaystyle z}$).

Для визначення червоного зміщення об'єкта в такий спосіб потрібен діапазон частот або довжин хвиль. Щоб обчислити червоне зміщення, потрібно знати довжину хвилі випромінюваного світла в системі спокою джерела: іншими словами, довжину хвилі, яку виміряв би спостерігач, що перебуває поруч із джерелом і рухається разом з ним^[15]. Оскільки в астрономічних застосуваннях це вимірювання не може бути зроблене безпосередньо, оскільки це вимагало б подорожі до далекої зорі, яка нас цікавить, замість цього використовується метод з використанням спектральних ліній. Червоне зміщення не можна обчислити, дивлячись на неідентифіковані об'єкти, частота яких невідома або на спектр, який не має особливостей; чи на білий шум, випадкові коливання (флуктуації) у спектрі^[16].

Червоне зміщення можна охарактеризувати відносною різницею між спостережуваною і випромінюваною довжиною хвилі (або частотою) об'єкта. В астрономії прийнято позначати цю зміну безрозмірною величиною z^[17].

Розрахунок червоного зсуву, ${\displaystyle z}$

На основі довжини хвилі	На основі частоти
${\displaystyle z={\frac {\lambda _{\mathrm {obsv} }-\lambda _{\mathrm {emit} }}{\lambda _{\mathrm {emit} }}}}$	${\displaystyle z={\frac {f_{\mathrm {emit} }-f_{\mathrm {obsv} }}{f_{\mathrm {obsv} }}}}$
${\displaystyle 1+z={\frac {\lambda _{\mathrm {obsv} }}{\lambda _{\mathrm {emit} }}}}$	${\displaystyle 1+z={\frac {f_{\mathrm {emit} }}{f_{\mathrm {obsv} }}}}$

де ${\displaystyle \lambda _{obsv}}$ — довжина хвилі, що спостерігається астрономічними інструментами, ${\displaystyle \lambda _{emit}}$ — довжина хвилі, що спостерігається в лабораторії (яка повинна бути довжиною хвилі, що насправді випромінюється джерелом), а f — частоту (зверніть увагу, λf = c, де c — швидкість світла).

В астрономічній системі відстаней вживається одиниця червоного зсуву, що є відстанню, на якій космологічний червоний зсув дорівнює одиниці. Ця відстань становить 1,302773× 10²³ кілометрів^{[джерело?]} (або 1,302773× 10²⁶ метрів), що є найбільшою позасистемною одиницею відстані після парсека. Після вимірювання z різниця між червоним і синім зміщенням полягає лише в тому, чи є z додатним або від'ємним. Червоні зміщення ефекту Доплера (z > 0) пов'язані з об'єктами, що віддаляються від спостерігача, при цьому світло зміщується до нижчих енергій^[15]. Аналогічно, гравітаційний червоний зсув пов'язаний зі світлом, випромінюваним джерелом, що перебуває в сильнішому гравітаційному полі, яке спостерігається в слабшому гравітаційному полі. У загальній теорії відносності можна вивести кілька важливих формул для особливих випадків для червоного зсуву в певних геометріях простору-часу, як підсумовано в наступній таблиці. У всіх випадках величина зсуву (значення z) не залежить від довжини хвилі^[18].

Основні формули червоного зсуву

Тип червоного зсуву	Геометрія	Формула[19]
Релятивістський ефект Доплера	Простір Мінковського (плоский простір-час)	Для руху в радіальному напрямку: ${\displaystyle 1+z=\gamma \left(1+{\frac {v_{\parallel }}{c}}\right)={\sqrt {\frac {1+{\frac {v_{\parallel }}{c}}}{1-{\frac {v_{\parallel }}{c}}}}}}$ ${\displaystyle z\approx {\frac {v_{\parallel }}{c}}}$ для малих ${\displaystyle v_{\parallel }}$ Для руху в поперечному напрямку: ${\displaystyle 1+z={\frac {1}{\sqrt {1-{\frac {v_{\perp }^{2}}{c^{2}}}}}}}$ ${\displaystyle z\approx {\frac {1}{2}}\left({\frac {v_{\perp }}{c}}\right)^{2}}$ для малого ${\displaystyle v_{\perp }}$
Космологічний червоний зсув	Простір-час Фрідмана — Леметра — Робертсона — Вокера (FLRW) (розширення Всесвіту після Великого Вибуху)	${\displaystyle 1+z={\frac {a_{\mathrm {now} }}{a_{\mathrm {then} }}}}$ Закон Габбла : ${\displaystyle z\approx {\frac {H_{0}D}{c}}}$ для ${\displaystyle D\ll {\frac {c}{H_{0}}}}$
Гравітаційний червоний зсув	будь-який стаціонарний простір-час	${\displaystyle 1+z={\sqrt {\frac {g_{tt}({\text{receiver}})}{g_{tt}({\text{source}})}}}}$ Для геометрії Шварцшильда: ${\displaystyle 1+z={\sqrt {\frac {1-{\frac {r_{S}}{r_{\text{receiver}}}}}{1-{\frac {r_{S}}{r_{\text{source}}}}}}}={\sqrt {\frac {1-{\frac {2GM}{c^{2}r_{\text{receiver}}}}}{1-{\frac {2GM}{c^{2}r_{\text{source}}}}}}}}$ ${\displaystyle z\approx {\frac {1}{2}}\left({\frac {r_{S}}{r_{\text{source}}}}-{\frac {r_{S}}{r_{\text{receiver}}}}\right)}$ для ${\displaystyle r\gg r_{S}}$ У формулюванні другої космічної швидкості: ${\displaystyle z\approx {\frac {1}{2}}\left({\frac {v_{\text{e}}}{c}}\right)_{\text{source}}^{2}-{\frac {1}{2}}\left({\frac {v_{\text{e}}}{c}}\right)_{\text{receiver}}^{2}}$ для ${\displaystyle v_{\text{e}}\ll c}$

Якщо джерело світла віддаляється від спостерігача, то виникає червоне зміщення (z > 0); якщо джерело рухається до спостерігача, то відбувається синє зміщення (z < 0). Це справедливо для всіх електромагнітних хвиль і пояснюється ефектом Доплера. Якщо джерело віддаляється від спостерігача зі швидкістю v, яка набагато менша за швидкість світла (v ≪ c), червоне зміщення визначається як:

${\displaystyle z\approx {\frac {v}{c}}}$ (оскільки ${\displaystyle \gamma \approx 1}$), де c — швидкість світла.

Для більш повного розгляду доплерівського червоного зміщення необхідно враховувати релятивістські ефекти, пов'язані з рухом джерел, близьких до швидкості світла. Об'єкти, що рухаються зі швидкістю, близькою до швидкості світла, відчуватимуть відхилення від наведеної вище формули через уповільнення часу спеціальної теорії відносності, яке можна виправити, ввівши фактор Лоренца γ у класичну формулу Доплера наступним чином (для руху в радіальному напрямку):

${\displaystyle 1+z=\left(1+{\frac {v}{c}}\right)\gamma .}$

https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/79c2489cb67179db42f3f7dbc3f60d08ac91a0c9

Це явище вперше спостерігали в експерименті 1938 року, проведеному Гербертом Е. Айвзом і Г. Р. Стілвеллом, який отримав назву експерименту Айвза–Стілвелла^[20].

Оскільки фактор Лоренца залежить лише від модуля швидкості, релятивістське червоне зміщення не залежить від напрямку руху джерела. На відміну від цього, класична частина формули залежить від проекції руху джерела на радіальний напрямок, що дає різні результати для різних орієнтацій. Якщо θ — кут між напрямком відносного руху та напрямком випромінювання в системі спостерігача^[21], повна форма релятивістського ефекту Доплера виглядає так:

${\displaystyle 1+z={\frac {1+v\cos(\theta )/c}{\sqrt {1-v^{2}/c^{2}}}}}$,

і для руху в радільному напрямку (θ = 0°), це рівняння зводиться до:

${\displaystyle 1+z={\sqrt {\frac {1+v/c}{1-v/c}}}}$.

Для особливого випадку, коли світло рухається під прямим кутом (θ = 90°) до напрямку відносного руху в системі спостерігача^[22], релятивістське червоне зміщення відоме як поперечне червоне зміщення, а червоне зміщення

${\displaystyle 1+z={\frac {1}{\sqrt {1-v^{2}/c^{2}}}}}$

вимірюється, навіть якщо об'єкт не віддаляється від спостерігача. Навіть коли джерело рухається до спостерігача, якщо в цьому русі є поперечна складова, то є певна швидкість, при якій розширення просто скасовує очікуване синє зміщення, а при вищій швидкості джерело, що наближається, буде червоне зміщення^[23].

На початку двадцятого століття Сліфер, Вірц та інші зробили перші вимірювання червоного та фіолетового зміщень галактик за межами Чумацького Шляху. Спочатку вони інтерпретували ці червоні та фіолетові зміщення як випадкові рухи, але пізніше Леметр (1927) і Хаббл (1929), використовуючи попередні дані, виявили приблизно лінійну кореляцію між збільшенням червоних зміщень галактик і відстанями до них. Леметр зрозумів, що ці спостереження можна пояснити механізмом створення червоних зміщень, які можна побачити в рішеннях Фрідмана рівнянь загальної теорії відносності Ейнштейна . Кореляція між червоним зміщенням і відстанями виникає в усіх моделях розширення^[24].

Це космологічне червоне зміщення зазвичай пояснюють розтягуванням довжин хвиль фотонів, що поширюються в просторі, який розширюється. Однак таке тлумачення може ввести в оману; Розширення простору є лише вибором координат і тому не може мати фізичних наслідків. Космологічне червоне зміщення більш природно інтерпретувати як доплерівський зсув, що виникає через віддалення далеких об'єктів^[25].

Спостережні наслідки цього ефекту можна отримати за допомогою рівнянь із загальної теорії відносності, які описують однорідний та ізотропний Всесвіт. Таким чином, космологічне червоне зміщення можна записати як функцію a, залежного від часу космологічного масштабного фактора :

${\displaystyle 1+z={\frac {a_{\mathrm {now} }}{a_{\mathrm {then} }}}}$

У Всесвіті, що розширюється, масштабний коефіцієнт монотонно зростає з плином часу, отже, z додатне, і віддалені галактики виглядають зміщуються в червоний спектр.

Використовуючи модель розширення Всесвіту, червоне зміщення можна пов'язати з віком спостережуваного об'єкта, так зване співвідношення космічний час — червоне зміщення. Позначимо коефіцієнт густини як Ω₀:

${\displaystyle \Omega _{0}={\frac {\rho }{\rho _{\text{crit}}}}\,}$,

де ρ_crit — критична густина, що розмежовує Всесвіт, який із часом розпадається, від Всесвіту, який просто розширюється. Ця густина становить близько трьох атомів водню на кубічний метр простору^[26]. При великих червоних зміщеннях 1 + z > Ω₀⁻¹, отримуємо рівняння:

${\displaystyle t(z)\approx {\frac {2}{3H_{0}{\Omega _{0}}^{1/2}(1+z)^{3/2}}}\,}$,

де H₀ — сучасна стала Хаббла, а z — червоне зміщення^[27][28][29].

Згідно загальної теорії відносності існує затримка часу в межах гравітаційного поля. Це відоме як гравітаційне червоне зміщення або зсув Ейнштейна^[30]. Теоретичний висновок цього ефекту випливає з розв'язку Шварцшильда рівнянь Ейнштейна, який дає наступну формулу для червоного зсуву, пов'язаного з фотоном, що рухається в гравітаційному полі незарядженої, сферично симетричної маси, що не обертається:

${\displaystyle 1+z={\frac {1}{\sqrt {1-{\frac {2GM}{rc^{2}}}}}}}$,

де:

• G — гравітаційна стала,
• M — маса об'єкту, що створює гравітаційне поле,
• r — радіальна координата джерела (що аналогічно до класичної відстані до центру об'єкту, а насправді — координати Шварцшильда), і
• c — швидкість світла.

Цей результат гравітаційного червоного зміщення можна отримати з припущень спеціальної теорії відносності та принципу еквівалентності^[31].

Ефект дуже незначний, але його можна виміряти на Землі за допомогою ефекту Мессбауера, і вперше його спостерігали в експерименті Паунда-Ребки^[32]. Проте воно є значним поблизу чорної діри, і коли об'єкт наближається до горизонту подій, червоне зміщення стає нескінченним. Це також головна причина великих кутових коливань температури в космічному мікрохвильовому фоновому випромінюванні (див. ефект Сакса–Вольфа)^[33].

Червоне зміщення, яке спостерігається в астрономії, можна виміряти, оскільки спектри випромінювання і поглинання атомів добре відомі і відкалібровані за допомогою спектроскопічних експериментів в лабораторіях на Землі. Коли вимірюють червоне зміщення різних ліній поглинання і випромінювання від одного астрономічного об'єкта, виявляється, що величина z є на диво постійною. Хоча віддалені об'єкти можуть бути дещо розмитими, а лінії розширеними, це не більше, ніж можна пояснити тепловим або механічним рухом джерела. З цих та інших причин астрономи сходяться на думці, що червоні зміщення, які вони спостерігають, зумовлені певною комбінацією трьох встановлених форм доплерівських червоних зміщень. Альтернативні гіпотези і пояснення червоного зміщення, такі як «втомлене світло», зазвичай не вважаються правдоподібними^[38].

Спектроскопія, як метод вимірювання, значно складніший, ніж проста фотометрія, яка вимірює яскравість астрономічних об'єктів через певні фільтри. Коли фотометричні дані — це все, що є доступним (наприклад, знімки Hubble Deep Field і Hubble Ultra Deep Field телескопа Габбл), астрономи покладаються на методику вимірювання фотометричних червоних зміщень. Завдяки широкому діапазону довжин хвиль у фотометричних фільтрах і необхідним припущенням про природу спектра джерела світла, похибки таких вимірювань можуть сягати δz = 0,5 і є набагато менш надійними, ніж спектроскопічні визначення. Проте фотометрія дозволяє принаймні якісно охарактеризувати червоне зміщення. Наприклад, якби спектр Сонця мав червоне зміщення z = 1, то він був би найяскравішим в інфрачервоній області (1000 нм), а не в синьо-зеленому (500 нм) кольорі, пов'язаному з піком його спектра чорного тіла, і інтенсивність світла зменшилася б у фільтрі в чотири рази, (1 + z)2. І швидкість підрахунку фотонів, і енергія фотонів зміщуються в червоний бік^[39].

У близьких об'єктів (у нашій галактиці Чумацький Шлях) спостережувані червоні зміщення майже завжди пов'язані зі швидкостями на лінії видимості, що асоціюються зі спостережуваними об'єктами. Спостереження таких червоних і блакитних зміщень дозволили астрономам виміряти швидкості і визначити маси зір, що обертаються по орбіті, у спектроскопічних подвійних — метод, вперше застосований у 1868 році британським астрономом Вільямом Гаґґінсом^[40]. Аналогічно, малі червоні і блакитні зміщення, виявлені при спектроскопічних вимірюваннях окремих зір, є одним із способів, за допомогою якого астрономи змогли діагностувати і виміряти наявність і характеристики планетних систем навколо інших зір, і навіть зробили дуже детальні диференціальні вимірювання червоних зміщень під час планетних транзитів для визначення точних параметрів орбіт^[41]. Детальні вимірювання червоних зміщень використовуються в геліосейсмології для визначення точних рухів фотосфери Сонця^[42]. Червоні зміщення також були використані для перших вимірювань швидкостей обертання планет, швидкостей міжзоряних хмар, обертання галактик і динаміки акреції на нейтронні зорі та чорні діри, які демонструють як доплерівське, так і гравітаційне червоне зміщення^{[43][44][45][46]}. Крім того, температури різних об'єктів, що випромінюють і поглинають, можна отримати, вимірюючи доплерівське розширення — червоні і сині зсуви на одній лінії випромінювання або поглинання^[47]. Вимірюючи розширення і зміщення 21-сантиметрової лінії водню в різних напрямках, астрономи змогли виміряти швидкості рецесії міжзоряного газу, що, в свою чергу, розкриває криву обертання нашого Чумацького Шляху. Подібні вимірювання були проведені і в інших галактиках, таких як Андромеда. Як діагностичний інструмент, вимірювання червоного зміщення є одним з найважливіших спектроскопічних вимірювань в астрономії^[48].

Найвіддаленіші об'єкти демонструють більші червоні зміщення, що відповідає закону Габбла — Леметра. Найбільше спостережуване червоне зміщення, що відповідає найбільшій відстані і найдальшому віддаленню в часі, має космічне мікрохвильове фонове випромінювання; числове значення його червоного зміщення становить близько z = 1089 (z = 0 відповідає теперішньому часу), і воно показує стан Всесвіту близько 13,8 мільярдів років тому, тобто через 379 000 років після початкових моментів Великого Вибуху^[50][51].

Для галактик, віддалених від Місцевої групи та сусіднього Скупчення Діви, але в межах тисячі мегапарсек або близько цього, червоне зміщення приблизно пропорційне відстані до галактики. Цю кореляцію вперше помітив Едвін Габбл, і вона стала відомою як закон Габбла. Весто Слайфер першим відкрив галактичні червоні зміщення приблизно в 1912 році, тоді як Габбл співвідніс вимірювання Слайфера з відстанями, які він виміряв іншими способами, щоб сформулювати свій закон. У загальноприйнятій космологічній моделі, заснованій на загальній теорії відносності, червоне зміщення є переважно результатом розширення простору: це означає, що чим далі від нас знаходиться галактика, тим більше розширився простір-час, що минув відтоді, як світло покинуло цю галактику, отже, чим більше розтягнулося світло, тим більше воно червоніє, а отже, тим швидше воно віддаляється від нас. Закон Габбла частково випливає з принципу Коперника^[52].

Хоча довгий час вважалося, що швидкість розширення постійно зменшувалася з моменту Великого вибуху, спостереження, починаючи з 1988 року, залежність червоного зміщення від відстані на прикладі наднових типу Ia дозволили припустити, що порівняно недавно швидкість розширення Всесвіту почала прискорюватися^[53].

Наразі об'єктами з найбільшими відомими червоними зсувами є галактики та об'єкти, що генерують гамма-спалахи. Найбільші червоні зсуви визначаються на основі спектроскопічних даних, і найбільшим підтвердженим спектроскопічним червоним зсувам галактики є JADES-GS-z13-0^[en] з червонимзсувом z = 13,2, що відповідає 300 мільйонам років після Великого Вибуху. Попередній рекорд належав галактиці GN-z11 з червоним зсувом z = 11,1, що відповідає 400 мільйонам років після Великого вибуху, і галактиці UDFy-38135539 з червоним зсувом z = 8,6, що відповідає 600 мільйонам років після Великого вибуху. Трохи менш точними є червоні зсуви Лайман-брейк, найвищим з яких є лінзова галактика A1689-zD1 з червоним зміщенням z = 7,5, а наступним за величиною — z = 7,0. Найвіддаленішим гамма-спалахом зі спектроскопічним вимірюванням червоного зміщення був GRB 090423^[en], який мав червоний зсув z = 8,2. Найвіддаленіший відомий квазар ULAS J1342+0928^[en], має червоний зсув z = 7,54. Найвідоміша радіогалактика з червоним зсувом z = 5,72 — TGSS1530, а найвідомішим молекулярним матеріалом є виявлення випромінювання молекули CO від квазара SDSS J1148+5251 з червоним зсувом z = 6,42^[54].

Надзвичайно червоні об'єкти (ERO) — це астрономічні джерела випромінювання, які випромінюють енергію в червоній та ближній інфрачервоній частині електромагнітного спектра. Це можуть бути зоряні галактики, які мають великий червоний зсув, що супроводжується почервонінням від проміжного пилу, або це можуть бути еліптичні галактики з великим червоним зсувом і давнішим (а отже, червонішим) зоряним населенням. Об'єкти, які ще червоніші за ERO, називаються гіпер-надзвичайно червоними об'єктами (HERO)^[55][56].

Космічне мікрохвильове світло має червоний зсув z = 1089, що відповідає віку приблизно 379 000 років після Великого Вибуху і власне відстані понад 46 мільярдів світлових років^[57]. Перше світло від найстаріших зір Популяції III, яке ми ще не спостерігали, незабаром після того, як атоми вперше утворилися і космічне мікрохвильове світло майже повністю перестало поглинатися, може мати червоний зсув у діапазоні 20 < z < 100^[58]. Інші події з високим червоним зсувом, передбачені фізикою, але наразі не спостережувані, — це космічне нейтринне реліктове випромінювання, яке виникло приблизно через дві секунди після Великого вибуху (і має червоний зсув понад ${\displaystyle z>10^{10}}$)^[59], і фон космічних гравітаційних хвиль, що випромінюються безпосередньо інфляцією з червоним зсувом понад ${\displaystyle z>10^{25}}$^[60].

З появою автоматизованих телескопів і вдосконаленням спектроскопів було здійснено низку спільних досліджень, спрямованих на картографування Всесвіту в просторі червоного зсуву. Поєднуючи червоний зсув з даними про кутове положення, дослідження червоного зсуву дозволяє скласти тривимірну карту розподілу матерії в межах певної ділянки неба. Ці спостереження використовуються для вимірювання властивостей великомасштабної структури Всесвіту. Велика стіна, величезне скупчення галактик шириною понад 500 мільйонів світлових років, є яскравим прикладом великомасштабної структури, яку можна виявити за допомогою спостережень червоного зсуву^[61].

Першим дослідженням червоних зсувів було CfA Redshift Survey^[en], розпочате в 1977 році, а збір початкових даних завершився в 1982 році^[62]. Пізніше, 2dF Galaxy Redshift Survey^[en] визначив великомасштабну структуру однієї секції Всесвіту, вимірявши червоні зміщення для понад 220 000 галактик; збір даних було завершено в 2002 році, а остаточний набір даних було опубліковано 30 червня 2003 року^[63]. Цифровий огляд неба Слоанівським цифровим оглядом (SDSS) триває з 2013 року і має на меті виміряти червоні зсуви близько 3 мільйонів об'єктів^[64]. SDSS зафіксував червоні зсуви галактик до 0,8 і брав участь у виявленні квазарів за межами z = 6. Дослідження червоних зсувів DEEP2^[en] використовує телескопи Кека з новим спектрографом «DEIMOS»; продовження пілотної програми DEEP1, DEEP2 призначене для вимірювання слабких галактик з червоними зсувами 0,7 і вище, і тому планується, що воно стане доповненням до SDSS і 2dF для вимірювання високих червоних зсувів^[65].

• В. Ю. Теребиж. Красное смещение. Энциклопедия Физики и техники - www.femto.com.ua. Архів оригіналу за 25 червня 2013. Процитовано 15 травня 2012. (рос.)